一顆恆星在其生命末期的終結點取決於它與生俱來的質量。質量大的恆星可能以黑洞或中子星的形式結束生命。一顆低質量或中等質量的恆星（質量小於我們太陽質量的8倍）將變成白矮星。一個典型的白矮星其質量大約和太陽一樣，但體積只比地球稍大一點。
白矮星，也被稱為簡併矮星，主要是由電子簡併物質組成的恆星核心的殘餘物。白矮星的密度非常高：如果其質量與太陽相當，那麼體積只與地球大小差不多。不過白矮星的光度很微弱，其光度來自其內部儲存的熱能輻射；白矮星的內部並不會像恆星那樣會發生核聚變反應，即質量被轉換成能量（質能轉換）。
白矮星與地球的比較
目前已知距離地球最近的一顆白矮星是天狼星B，距離地球大約有8.6光年遠，天狼星B是天狼星雙星中的一顆較小的恆星。在離太陽最近的一百顆恆星系統中，目前有八顆被認為是白矮星。在1910年首次發現了白矮星光度的異常微弱現象。白矮星這一天文名詞是由威廉·盧伊滕（Willem Luyten）在1922年錄入的。
哈伯太空望遠鏡拍攝的天狼星聯星系統，在左下方可以清楚的看見天狼伴星（天狼B）。圖：NASA, ESA, H. Bond (STScI), and M. Barstow (University of Leicester)
白矮星被認為是恆星的最終演化狀態，它們的質量大約有10個太陽那麼重，但這樣的質量還是不夠足以形成更加緻密的中子星。在我們的銀河系中有超過97%的恆星都滿足於白矮星所需的質量，因此中子星在銀河系中幾乎是不存在的。在低質量或中等質量主序星的氫融合期結束後，這樣的恆星最終會膨脹到一顆被稱為紅巨星的狀態。在此期間，核心部分會通過3氦過程將氦融合為碳和氧。
白矮星的內部結構
如果一顆紅巨星沒有足夠的質量來產生碳融合所需的核心溫度（大約10億K），那麼惰性的碳和氧將在其中心堆積起來。這樣以來就會導致一顆恆星脫離外層並形成行星狀星雲，最後該恆星只會留下一個核心，即殘存的白矮星。
白矮星正在吞噬附近的恆星
通常白矮星是由碳和氧組成的，如果其前身星的質量在8到10.5倍太陽質量（M☉）之間，那麼核心的溫度將足以點燃碳（但這個溫度還不足以點燃氖）。在這種情況下，可能會形成由氧-氖-鎂組成的白矮星。質量很低的恆星將無法融合氦，因此，在雙星系統中，質量的損失可能會形成氦白矮星。
一顆彗星正在掉入白矮星（藝術圖片），圖：NASA, ESA, and Z. Levy (STScI)
白矮星中的物質不再經歷聚變反應，因此該天體不在具有強能源來提供給其表面。由於這種原因導致了它不能靠聚變產生的熱量來支撐自身的引力，而只能靠電子簡併壓力（Electron degeneracy pressure）來支撐，這就是其密度極高的原因。簡併性物理學給出了非旋轉白矮星的最大質量，錢德拉塞卡極限（Chandrasekhar limit）約為1.44倍太陽質量，超過此極限，它就不能被電子簡併壓力所支撐。接近這個質量極限的碳 - 氧白矮星，通常是通過伴星的質量來傳遞的，這是一個被稱為碳爆炸的過程，或稱為碳閃（Carbon detonation），可能會爆炸成一個Ia型超新星；SN 1006就是一個經典的例子。
一種藝術圖片，白矮星周圍的殘骸碎片，圖：NASA, ESA, STScI, and G. Bacon (STScI)
白矮星形成時溫度非常高，但由於它沒有能量來源，所以當它向外輻射能量時自身也會逐漸冷卻。這意味著它的輻射，最初是有一個高色溫的，隨著時間的推移會減少並變紅。在很長一段時間內，白矮星將冷卻，從核心開始其物質將開始結晶。隨後恆星的低溫意味著它將不再發出明顯的熱量或光，它最後將成為一個冷的黑矮星。因為白矮星達到這種狀態所需的時間比目前宇宙的年齡（大約138億年）還長，因此人們認為宇宙中目前應該還沒有黑矮星的存在。即使最古老的白矮星仍然有幾千開爾文的溫度在輻射。
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排版：零度星系
參考資料1.原文來自：
2.WJ百科
3.天文學名詞
編輯用時：2018年12月23日 -2018年12月29日（花費時長：約6個小時）
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最後更新：2019年3月18日星期一
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